Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Все изменила теория суперструн. Эта теория, в которой эле­ментарные «точечные» частицы «заменяются» на некие одно­мерные струны, различные моды колебаний которых соответ­ствуют разным типам элементарных частиц¹, несмотря на все возникшие сложности, является одной из наиболее перспектив­ных кандидатур на роль «Единой теории поля». Или же, как это часто называется в популярной литературе — на роль «Теории Всего», объединяющей в себе все четыре типа фундаментальных взаимодействий: сильного, слабого, электромагнитного и грави­тационного.

И первой проблемой стало то, что данная теория (точнее — теории, их существует несколько разновидностей) оперирует числом пространственных измерений, сильно большим, чем наши три. Например — одиннадцатью. Но «лишние» измерения при переходе от уровней энергии, где «царит» единая теория, к более низким — «сжимаются», или, как это обычно называет­ся «компактифицируются», проявляясь только на расстояниях, близких к планковским.

Так почему же «сжалось» именно нужное число измерений?

Второй, и даже более серьезной проблемой оказалось то об­стоятельство, что в рамках суперструнных теорий привычные нам фундаментальные константы и массы элементарных частиц действительно являются «производными» от констант более вы­сокого порядка (например, от своего рода «модуля упругости», «жесткости» струны). Только вот механизма, который бы обе­

¹ Приставка «супер-» появляется из-за «наложенных» на теорию струн идей «суперсиммегрии», которые мы не будем здесь обсуждать. — Примеч. автп-

370

спечил «перевод» данных «сверхфундаментальных» констант именно в те, с которыми мы имеем дело — эти теории предло­жить пока не могут.

Напротив, одна и та же теория при переходе к низкоэнер­гетическому пределу (окружающему нас миру) может дать огромное число (до ю¹⁰⁰) самых разных комбинаций «обыч­ных» констант, среди которых наш мир абсолютно ничем не выделен.

И вот тут как раз на помощь приходит теория « вечной инфля­ции» (хотя — вот парадокс! — совместить условия для данного режима инфляции с механизмами суперструнных теорий оказа­лось весьма и весьма непросто).

Да, у нас рождается огромное количество самых разных все­ленных. Да, в каждой из них случайным образом реализуется свой набор условий. Ну, а мы живем в такой Вселенной, в кото­рой набор этих условий оказался подходящим для жизни наше­го типа, вот и все.

В других вселенных могут быть другие фундаментальные константы, другое число пространственных (а может — и вре­менных?) измерений. Там может быть абсолютно пусто, а может и нет. Быть может, там тоже со временем возникают галактики, звезды и планеты. Планеты, на которых способна зародиться жизнь — скорее всего, совсем-совсем не похожая на нашу.

И, чем черт не шутит, вдруг эта жизнь в ходе своей эволюции поднимется до стадии разумных существ? Тоже совсем не похо­жих на нас — но которых будут мучить такие же вопросы.

Одним из которых, безусловно, станет—а почему их Вселенная именно такая, а не какая-либо другая? И, наверное, кто-нибудь из лучших их представителей тоже рано или поздно придумает «антропный принцип» — пусть и назовет его, конечно, совсем по-другому.

Но вполне возможны, думаем, и вселенные, во всем похожие на нашу. И когда наша станет совсем непригодной для жизни — может быть, наши запредельно далекие потомки найдут способ в одну из таких вселенных перебраться. Ну, или создадут ее сами.

371

Если успеют, конечно.

Как мы уже сказали в конце предыдущего раздела, современ­ные данные пока не позволяют сделать однозначный выбор в пользу типа темной энергии в нашей Вселенной. И одна из кан­дидатур — уже упомянутая «фантомная энергия».

Тем «неприятным» ее свойством, на которое мы намекнули, является вытекающая из ее уравнения состояния (напомним, па­раметр уравнения состояния w меньше -i) способность увеличи­вать свою плотность со временем. И потому в мире, где она есть, возможен новый вариант «конца» Вселенной — так называемый Big Rip («Большой Разрыв»). За конечное время (в некоторых моделях — «всего» несколько десятков миллиардов лет) разме­ры Вселенной и при этом ее плотность возрастают до бесконеч­ности.

Так что столь же бесконечные силы «разрывают» на части все — начиная от скоплений галактик, заканчивая субатомными частицами. Впрочем, так как для разрыва, например, галактики бесконечные силы отнюдь не требуются — их разорвет «немно­го» раньше.

Космологами придуманы и другие возможные типы космо­логических катастроф, которые, правда, являются более «слабы­ми». Так что субатомные частицы, например, как с энтузиазмом отмечают исследующие эти варианты ученые, имеют все шансы катаклизм пережить.

Что ж, здоровый (или нездоровый — это уж как посмотреть) цинизм ученым тоже отнюдь не чужд.

Впрочем, не будем уподобляться персонажу анекдота, на лекции по астрономии облегченно переведшему дух, узнав, что наше Солнце погаснет через 5 миллиардов, а не через 5 миллио­нов лет, как ему поначалу послышалось. Вернемся к более на­сущным вопросам и поговорим о космологической постоянной.